Hoe JWST werkt

Waarom Webb in het infrarood werkt

Zichtbaar licht is een dun plakje van het spectrum; infrarood is de band van langere golflengten, net voorbij wat het oog kan zien. Webb bestrijkt ongeveer 0,6 tot 28 micrometer: van de rode rand van het zichtbare licht, via het nabij-infrarood, tot in het midden-infrarood. Drie problemen maken dat de juiste keuze.

Ten eerste dijt het universum uit, en die uitdijing rekt licht op weg naar ons uit: ultraviolet en zichtbaar licht van de vroegste sterren en sterrenstelsels komt roodverschoven in het infrarood aan. Webb ziet het verre verleden niet omdat infrarood “ouder” zou zijn, maar omdat de kosmische uitdijing dat oeroude licht naar zijn band heeft verschoven. Ten tweede gaat infrarood door veel wolken interstellair stof heen die zichtbaar licht blokkeren, zodat Webb in de kraamkamers kan kijken waar sterren en planeten ontstaan. Ten derde zijn koude dingen — planeten, stof, kometen — zwak in zichtbaar licht, maar gloeien ze in het infrarood. Wat Webb sterk maakt in het infrarood, maakt hem ook veeleisend: de telescoop moet buitengewoon koud worden gehouden, anders zou zijn eigen warmte het signaal verdrinken.

De gesegmenteerde spiegel

Webbs meest herkenbare onderdeel is zijn gouden hoofdspiegel: ongeveer 6,5 meter in doorsnede, zo’n 25 vierkante meter verzameloppervlak, opgebouwd uit 18 zeshoekige segmenten. Hij is gesegmenteerd omdat één spiegel van die grootte niet in de raket zou hebben gepast; hij werd opgevouwen gelanceerd en ontvouwde zich in de ruimte. De segmenten zijn van beryllium — licht, stijf en stabiel bij zeer lage temperatuur — onder een flinterdun laagje goud, dat infrarood goed weerkaatst: de hele spiegel gebruikt er maar enkele tientallen grammen van.

Een grote spiegel “vergroot” niet zozeer, maar verzamelt fotonen: hoe groter het oppervlak, hoe zwakker het object dat hij kan bereiken en hoe sneller hij een bruikbaar signaal opbouwt. Na de lancering moesten de 18 segmenten worden uitgelijnd om als één oppervlak te werken, elk verschoven door piepkleine actuatoren tot de fouten waren geslonken tot tientallen nanometers — een kleine fractie van de golflengte van het licht dat ze verzamelen.

Kouder gehouden dan bijna alles

Infraroodlicht is warmte. Een warme telescoop gloeit precies in de band die Webb probeert waar te nemen: als kijken naar een ver vuurvliegje met een lamp die in de camera schijnt. Daarom is Webb verdeeld in een hete kant, gericht naar de zon, de aarde en de maan, en een koude kant met de spiegel en de instrumenten, gescheiden door een vijflaags zonnescherm zo groot als een tennisbaan. Elke laag weerkaatst warmte en straalt die zijwaarts weer uit, zodat maar een piepklein deel de andere kant bereikt. De koude kant zit rond de 40 kelvin (ongeveer −233 °C); het midden-infraroodinstrument MIRI moet nog kouder zijn en heeft een eigen koelmachine die tot ongeveer 7 kelvin gaat.

Dit is ook waarom Webb draait waar hij draait. In plaats van als Hubble rond de aarde te cirkelen, beweegt hij rond het L2-punt van zon en aarde, zo’n 1,5 miljoen kilometer verderop aan de nachtzijde, waar zon, aarde en maan aan één kant gebundeld blijven en het zonnescherm ze allemaal in de rug kan houden.

Eén observatorium, vier instrumenten

“JWST” is de naam van het hele observatorium. De wetenschap wordt gedaan door vier instrumenten achter de spiegel, en het loont om ze te onderscheiden van de telescoop zelf:

• NIRCam, de nabij-infraroodcamera (ongeveer 0,6-5 µm), voor diepe beelden — en voor het uitlijnen van de spiegel;
• NIRSpec, de nabij-infraroodspectrograaf (ongeveer 0,6-5,3 µm), die tot zo’n 100 spectra tegelijk kan opnemen via een rooster van ongeveer 248.000 piepkleine sluitertjes — een idee dat niet ver afstaat van de robotvezels van DESI;
• MIRI, het midden-infraroodinstrument (ongeveer 5-28 µm), voor koel stof, moleculen en de thermische gloed van planeten;
• FGS/NIRISS, dat de telescoop op zijn doel vergrendeld houdt en nabij-infraroodbeelden en spleetloze spectroscopie toevoegt, ook van transits van exoplaneten.

Wanneer een resultaat “van JWST” wordt gemeld, kwam het via een van deze instrumenten. Het instrument en het golflengtebereik doen er net zoveel toe als de naam van de telescoop.

Van licht naar spectrum

Een camera registreert hoeveel licht er aankomt; een spectrograaf registreert hoe dat licht over de golflengten is verdeeld. Splits een bundel in zijn golflengten en de gladde curve breekt open in structuur: heldere emissielijnen, donkere absorptielijnen, brede moleculaire banden — elk de vingerafdruk van een bepaald atoom of molecuul. Uit een spectrum kunnen astronomen aflezen waar iets van gemaakt is, hoe heet het is, hoe snel het beweegt, zijn roodverschuiving en welke moleculen aanwezig zijn — dingen die een gewoon beeld niet kan laten zien. Hoe fijn een spectrograaf naburige kenmerken kan scheiden, is zijn scheidend vermogen: de golflengte gedeeld door het kleinste golflengteverschil dat hij kan onderscheiden; een hogere resolutie onthult meer, maar vraagt meer licht.

Hoe Webb een atmosfeer leest

Webb bestudeert veel exoplaneten tijdens transits — wanneer een planeet vanuit onze gezichtslijn voor zijn ster langs trekt. Terwijl dat gebeurt, scheert een flintertje sterlicht door de atmosfeer van de planeet voordat het ons bereikt, en de gassen daar absorberen elk hun eigen golflengten. Door het spectrum van de ster tijdens de transit te vergelijken met het spectrum er net buiten, halen astronomen er een transmissiespectrum uit: de zwakke afdruk van de atmosfeer, gedrukt op het sterlicht. De diepte van de dip geeft ook de grootte van de planeet ten opzichte van zijn ster — dicht bij het kwadraat van de verhouding tussen de straal van de planeet en die van de ster.

Dit is delicaat werk. Het atmosferische signaal is een minuscule fractie van het sterlicht en moet worden gescheiden van de activiteit van de ster zelf, van detectorruis en van instrumenteffecten. Verschillende instrumenten en golflengtebereiken zijn gevoelig voor verschillende moleculen, en daarom wordt dezelfde planeet vaak meer dan eens waargenomen, met meer dan één instrument, voordat iemand een kenmerk vertrouwt.

Wat een molecuul niet bewijst

Een molecuul vinden in een atmosfeer is niet hetzelfde als leven vinden. Een kandidaat-biosignatuur moet worden afgewogen tegen het hele plaatje: de chemie van de atmosfeer, het gedrag van de ster, niet-biologische manieren om hetzelfde molecuul te maken, de temperatuur en de druk, en — niet in de laatste plaats — de statistische kracht van de meting zelf. Webb karakteriseert atmosferen; hij fotografeert geen organismen op verre werelden. Eén enkele lijn in een spectrum is een plek om vragen te beginnen stellen, geen antwoord.

Wat Webb niet doet

Webb fotografeert de oerknal niet, ziet niet de hele hemel tegelijk en levert geen kant-en-klare foto’s in echte kleuren: zijn licht is grotendeels onzichtbaar, en kleur wordt achteraf toegekend aan echte kaarten van intensiteit. Hij kan niet door onbeperkt stof heen breken, geen afstand meten door alleen een foto te nemen en geen leven identificeren uit één enkel molecuul. Hij kan zelfs niet op elk moment wijzen waarheen hij wil: het zonnescherm moet tussen zijn instrumenten en de zon blijven, dus elk doelwit heeft zijn seizoenen. Elk Webb-resultaat rust op gevoeligheid, belichtingstijd, kalibratie, een fysisch model en een zorgvuldige statistische analyse — niet op het beeld alleen.

In één zin

Webb verzamelt zwak rood en infrarood licht met een koude, gesegmenteerde spiegel van 6,5 meter, zet die fotonen met vier instrumenten om in beelden en spectra, en laat astronomen de samenstelling van sterrenstelsels, sterren, planeten en atmosferen reconstrueren — één zorgvuldig gemeten spectrum tegelijk.